太阳的故事 大结局 太阳的过去和未来Word格式.docx

太阳的故事 大结局 太阳的过去和未来Word格式.docx

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这种难度导致的一个结果，就是有关太阳演化的早期理论大都带有较大的猜测性，而且主要局限于关注太阳的起源。

至于太阳的归宿，在连太阳为什么会发光那样的问题都尚未得到解决的年代，是很难进行有价值的探索的，因此直到二十世纪三十年代之后，才有值得一提的发展。

今天，随着太阳模型的逐步完善以及观测、计算技术的快速发展，我们对太阳演化的研究已变得越来越定量，也越来越有可信度了。

当然，这一切距离“结题”无疑还差得很远，这么大的课题几乎注定是要长期探索的。

现代太阳演化理论的奠基者一般被认为是德国哲学家康德（ImmanuelKant,1724-1804）。

1755年，这位对自然科学怀有浓厚兴趣的哲学家在《自然通史和天体论》（GeneralHistoryofNatureandTheoryoftheHeavens）一书中提出了太阳系起源的所谓星云假说（nebulahypothesis）。

康德这一假说的灵感由来是比较特别的，因为在他那个年代，人们对其它天体的年龄还缺乏认识，从而无法以它们为参照物。

康德是从一个完全不同的角度，即太阳系与当时正被陆续发现中的星云之间的相似性，而得到的灵感[注二]。

不过，康德毕竟是哲学家而不是科学家，他的著作虽然提出了星云假说的雏形，却也充斥着纯粹的臆想，比如他认为绝大多数行星上都存在居民，而且在这纯属臆想的东西之上，还言辞凿凿地提出了离太阳越远的行星上的居民越优秀那样的荒唐结论[注三]。

对此，英国哲学家罗素（BertrandRussell,1872-1970）作过一句很幽默的评价：

“这种见解作为地球人的谦虚值得赞许，但并无任何科学依据”。

继康德之后对星云假说作出重大贡献的是法国数学家拉普拉斯（Pierre-SimonLaplace,1749-1827）。

1796年，他在科普著作《宇宙体系论》（TheSystemoftheWorld）的附录中独立地提出了星云假说。

拉普拉斯对星云假说的论述作为一部科普读物的附录，明显不如康德的论述来得详细，但却比康德的论述更紧凑、更物理、更注重于为假说寻找观测依据，并且也更注重于一些后来被证实为重要的因素，比如星云的自转。

由于拉普拉斯在科学界的声望要明显高于康德，他对星云假说的“插足”在很大程度上促成了这一假说在即将到来的十九世纪的流行。

为了纪念拉普拉斯的贡献，后人将他的名字与康德并列，将星云假说称为康德-拉普拉斯星云假说，简称星云说。

虽然有拉普拉斯作后盾，星云说的“星运”依然不是一帆风顺的，在经历了十九世纪的风光后，星云说开始面临越来越多的细节性困难，甚至一度走向了衰落。

与这种衰落遥相呼应的，则是一些其它假说——比如灾变说（认为行星源于外来天体与太阳的碰撞）、爆发说（认为行星源于太阳的爆发）、俘获说（认为行星是太阳的“俘虏”）等——的“揭竿而起”。

当然，即便在所谓的衰落期，星云说仍有一定的发展，只是不再象十九世纪那样唯我独尊而已。

二十世纪八十年代之后，随着新恒星周围的行星盘被观测天文学家所发现，星云说的命运迎来了新的转机。

时至今日，星云说虽依然面临一些困难（太阳系作为一个比太阳更复杂的系统，它的起源理论存在困难是意料中的事），其主流地位却已基本无可撼动。

而且星云说的困难大都集中在解释行星和卫星的某些特征上，对于太阳的起源，则几乎已达到了铁板钉钉的确切度。

事实上，即便在所谓的衰落期，星云说的对手们也很少挑战它对太阳起源的描述，而将注意力集中在行星和卫星上。

有着两百多年历史的星云说奠定了研究太阳过去（起源）的理论框架，那么对太阳未来（归宿）的研究又如何呢？

这方面的研究历史要短得多。

这是因为决定太阳未来的最重要因素：

太阳的能量来源，以及那来源可以支撑多久，直到二十世纪三十年代末才得到初步解决（参阅第八节）。

下面我们就来介绍一下目前学术界有关太阳过去和未来的主流看法。

按照星云说，太阳（以及太阳系的其它主要天体）都是由所谓的星际云（interstellarcloud）坍缩而成的。

但星际云有好几种类型，究竟什么样的星际云最有可能成为太阳或其它恒星的“摇篮”呢？

要想回答这一问题，我们首先要对星际云的分类作一个简单介绍。

星际云的分类是以宇宙中含量最丰富的元素——氢——的形态为依据的。

具体地说，星际云通常分为三类，也称为三个区（之所以称为“区”，是因为不同类型的星际云所占据的往往是同一片大星际云的不同区域）：

1.氢以离子状态存在的被称为HII区，它的温度最高（往往能达到10,000K）。

2.氢以原子形态存在的被称为HI区，它的温度适中（通常在100K左右）。

3.氢以分子形态存在的被称为分子云（molecularcloud），它的温度最低（往往只有10K左右，几乎是整个星系中最冷的物质），平均密度则较高（每立方厘米约有几百个粒子），相当于太阳附近星际介质密度的100倍以上，因而也被称为稠密云（densecloud）[注四]。

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【离我们较近的分子云：

猎户星云（OrionNebula）】

在这三类星际云中，最有可能成为太阳或其它恒星“摇篮”的是分子云。

为什么呢？

因为一片星际云要想坍缩，必须满足一个显而易见的条件，那就是不能无限期地“维持现状”（否则坍缩就无从谈起了）。

这一条件有一个学术名称，叫做不稳定性（instability）。

那么，一片星际云怎样才会有不稳定性呢？

答案是它的总质量必须足够大。

而且星际云的温度越高、密度越低，出现不稳定性所需要的总质量就越大。

这一结果是不难理解的，因为使星际云坍缩的动力是引力，负隅顽抗的则是它作为弥散气体所具有的压强。

如果在两者的竞争中引力占到上风，并且在坍缩过程中能持续占到上风，坍缩就会很自然地发生，这样的星际云就有不稳定性。

明白了这一点，也就不难理解“温度越高、密度越低，所需要的总质量就越大”了。

因为温度高意味着压强大，密度低则意味着引力弱，两者都不利于引力。

为了克服这些不利因素，引力必须倚仗它的“独门武功”，那就是总质量。

因为总质量越大，引力就越强，这是压强所不具有的特点。

因此在“温度越高、密度越低”那样的不利条件下，“所需要的总质量就越大”。

具体的计算表明，星际云产生不稳定性所需的最小质量正比于温度的3/2次方，反比于密度的1/2次方。

这一结果是英国物理学家金斯（JamesJeans,1877-1946）在1902年给出的。

为了纪念这一早期研究，人们把这种不稳定性称为金斯不稳定性（Jeansinstability），相应的最小质量则称为金斯质量（Jeansmass）。

那么，分子云的金斯质量有多大呢？

计算表明，约为太阳质量的几千倍（相应的线度约为几十至上百光年）。

而HI区和HII区的星际云由于温度更高、密度更低，从而金斯质量更大，大到了实际上很少能达到的程度，因此不容易成为太阳或其它恒星的“摇篮”[注五]。

有了不稳定性，坍缩就将是不可避免的，因为很多偶然因素——比如附近超新星爆发产生的激波，星际云的相互碰撞，星际云穿越星系旋臂所遇到的干扰等——都能触发坍缩的发生。

那么，坍缩的具体过程会是怎样的呢？

质量约为太阳质量几千倍的分子云，会不会坍缩成一个质量达几千个太阳质量的超级恒星呢？

答案是否定的。

事实上，质量达几千个太阳质量的超级恒星不仅在观测上从未被发现过，在理论上也被认为是不可能的。

这其中一个很重要的原因，就是在坍缩过程中，随着密度的增加，金斯质量将会减小（因为金斯质量反比于密度的1/2次方），从而导致分子云中一些较小的部分发生独立的坍缩，使整片分子云分裂成小块。

而且那样的小块随着密度的增加还会进一步分裂，使得最终形成的恒星质量远小于星际云的总质量。

但这种分裂也不会无限制地持续下去（否则就只有粉末而不会有恒星了）。

当分子云的密度大到一定程度后，坍缩过程中释放出来的引力势能将被裹在其中而无法及时散去，这将造成分子云温度的上升，从而遏制金斯质量的进一步减小（因为金斯质量正比于温度的3/2次方）。

计算表明，这时候的金斯质量大约在太阳质量的几分之一至几倍之间，相应的分子云线度则在几千至几万天文单位之间。

这种分子云被称为原恒星云（protostellarcloud），太阳系的前身就是那样一片原恒星云。

原恒星云通常是扁盘状的，这是因为星际云通常存在缓慢的自转，在坍缩过程中，这种看似不起眼的自转会使得平行于转轴方向的坍缩比垂直于转轴方向的坍缩更容易进行（因为后者会因角动量的守恒而旋转得越来越快，从而产生越来越显著的离心效应，阻碍坍缩的持续进行），由此导致的结果就是使分子云的形状逐渐变成一个与转轴相垂直的扁盘。

这一形状对于解释太阳系行星大致处于同一平面是很重要的。

原恒星云经过一二十万年的进一步坍缩后，其中心区域因引力势能无法及时散去而造成的升温效应变得越来越显著，最终使得热运动产生的压强大到了能抗衡引力的程度。

这时的原恒星云中心部分被称为原恒星（protostar），它处于一种近似的流体静力平衡状态（hydrostaticequilibrium）。

不过，这种近似的平衡状态虽能对原恒星本身的坍缩造成显著阻碍，却并不能阻止外侧物质继续向中心凝聚。

这种凝聚过程被称为吸积过程（accretion），为这种过程“添砖加瓦”的外侧物质则被称为吸积盘（accretiondisk）。

吸积过程对于恒星的成长是极其重要的，太阳刚刚成为原恒星时，它的质量仅为目前质量的1%左右，其余99%的物质全靠吸积过程来“侵吞”。

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【原恒星与吸积盘想象图】

吸积过程从物理上讲是非常显而易见的，但由于被浓密的吸积盘所包围，起码在最初阶段是很难被观测到的，从而是星云说观测验证中为数不多的盲区之一。

原恒星的吸积过程大约持续几十万年，当这一过程接近完成时，吸积盘上的物质已大都被原恒星所侵吞，使后者的质量大为壮大，并获得了一个新头衔：

主序前星（pre-mainsequencestar）。

由于阻碍观测的吸积盘上的物质大都被侵吞，使得主序前星成为了一种能被直接观测到的天体。

事实上，早在1852年，英国天文学家辛德（JohnRussellHind,1823-1895）就在金牛座（Tauri）中发现了主序前星这种特殊阶段的天体，并将其编号为金牛座T星。

当然，那时人们还并不知道此类天体在恒星演化过程中的地位，只是将其作为一颗亮度变化着的天体记录在册。

如今，金牛座T星已成为了一大类天体的“代言人”，这类天体被统称为金牛座T型星（TauriTstar），它们是象太阳那样的小质量恒星的主序前星[注六]。

主序前星由于刚刚由星际云吸积而成，其“身材”在一定程度上还保持了星际云的“飘逸”，而远不如成熟恒星那样结实，它的表面温度比成熟恒星低得多，体积却极为庞大。

除此之外，主序前星的另一个显著特点是有强劲的恒星风（对太阳来说就是太阳风）。

事实上，原恒星的吸积过程之所以终止，除了吸积盘上的物质基本用罄外，强劲的恒星风将残余物质吹离也是一个重要原因。

有意思的是，主序前星所具有的表面温度低、体积庞大、恒星风强劲等特点都类似于后文将要介绍的红巨星（redgiantstar），只不过前者是恒星演化的早期阶段，后者则是晚期阶段[注七]，但这“一老一少”的遥相呼应，颇象人世间孩童与老人的相似之处。

主序前星的日常活动主要就是“瘦身”——在引力作用下进一步缓慢收缩，这种瘦身活动除了能优化“身材”外，一项最重要的功劳，就是为主序前星提供能量。

我们在第八节中曾经提到过迈耶、亥姆霍斯、汤姆生等人所主张的“引力说”。

在那里，它是被当作失败假说来介绍的，但此刻我们却要为它恢复一点名誉，因为对于今天的太阳来说，它虽然是一个失败假说，但在主序前星那一“特定历史时期”它却是完全适用的。

因为那时的太阳核心温度还没有高到能引发核聚变反应的程度，引力收缩确实是一种很重要的“替代能源”。

当主序前星的演化进行到后期时，随着核心温度的持续升高，一些“点火温度”较低的轻核将被相继点燃。

比如当核心温度达到100万度时，最“易燃”的氘核将被点燃，核心温度达到300万、500万、600万度时锂核（3Li）、铍核（4Be）、硼核（5B）也将被相继点燃。

这些轻核的聚变与引力收缩一起，为后期的主序前星提供能量。

太阳作为主序前星的“瘦身”过程总共约持续几千万年至一亿年。

最终，当核心温度达到800万度时，太阳一生的一个重要时刻来临了：

它肚子里储备最丰富的氢元素终于被点燃了。

这是太阳的“成人礼”，这时的太阳就正式步入了一生最稳定、并且持续时间很长的阶段——主序星（mainsequencestar）阶段。

今天的太阳已经在这一阶段度过了46亿年的漫长时光，相对于预期寿命来说还只是“中年”而已。

主序星虽然是太阳一生最稳定的阶段，但在如此漫长的时间长河中，它的性质仍会发生缓慢变化。

发生这种变化的主要原因，是氢核的含量经长期消耗后逐渐降低，导致核反应数量有所下降，从而使辐射压在与引力的抗衡中屈居下风。

辐射压一旦屈居下风，太阳核心就会被引力所压缩。

但这种压缩是暂时的，因为太阳核心一经压缩就会升温，而升温将使核聚变反应加速，重新产生出足够强的辐射压来抗衡引力。

这种微妙的平衡机制在太阳内部持续起着作用，使太阳保持着总体的稳定。

但这种核心温度的逐渐升高会传到外层，使太阳的表面温度也逐渐升高，并因此而逐渐膨胀。

当然，这都是极缓慢的过程。

研究表明，从主序星伊始到今天，太阳的表面温度大约升高了5%，半径大约膨胀了6%，光度则大约增加了40%。

很明显，这种升温和膨胀的趋势不仅存在于过去，也将持续存在于未来。

计算表明，再过10亿年，太阳的光度将在今天的基础上再增加10%左右。

这一变化将在地球上导致一系列连锁反应。

首先是地表温度上升，接着是海洋蒸发加剧，然后是大气层中水蒸气的含量增加。

再接下来则是最糟糕的一步，那就是温室效应。

我们今天谈论温室效应时关注得最多的是二氧化碳，但实际上看似很无害的水蒸气才是最重要的温室效应气体（只不过它受人类活动的影响不如二氧化碳那样显著而已）。

全球范围内水蒸气含量的增加将导致严重的温室效应。

在比较悲观的估计中，整个海洋将因此而蒸发殆尽。

当然，一定数量的地下水将得以留存，并在某些地方渗出地表，成为弥足珍贵的新水源。

大气层中的水蒸汽有时也会以暴雨的形式倾泻而下，形成昙花一现的湖泊。

但地表的大部分地区将变成闷热的荒漠，多数生物将会绝种，幸存的物种将大都转入穴居生活。

如果那时人类仍存在于地球上的话，或许将借助技术手段加入穴居的行列。

但那样的“好景”也是有期限的，随着太阳光度的继续增加，地球上的环境将继续恶化。

在30亿年后的未来，地球的温室效应将彻底失控，那时的地球将会变得类似于今天的金星——那里的温度常年高达460°

C，别说生物无法忍受，连熔点较低的金属都将被熔化。

那时的地球有生物幸存的可能性将是微乎其微的。

而如此凄惨的景象比起即将到来的更可怕的浩劫来说，仍然算不上什么。

在距今约40亿年之后，太阳一生的另一个重要时刻来临了——它核心区的氢燃料在经过了将近九十亿年不间断的燃烧后终于到了“油尽灯枯”的一天。

太阳从此告别了主序星阶段，步入老年恒星的行列。

那时候，太阳的形态将再次发生重大变化，而离太阳最近两颗行星——水星和金星——则将迎来自己的末日。

由于氢燃料的耗尽，太阳核心区的下场只有一个，那就是坍缩。

但这种坍缩导致的升温很快就会点燃核心区以外的一个壳层中的氢。

因此，这时的太阳内部将发生两件事情：

一件是氢燃料耗尽后的核心区在引力作用下发生坍缩，另一件则是核心区以外的一个壳层内的氢发生燃烧，成为新的核反应区。

后者产生的高温高压将使整个太阳外层发生远比主序星阶段剧烈得多的膨胀，那时的太阳将变成一颗体积和光度都极为巨大，表面温度却因膨胀过于剧烈而下降到2,600K左右的天体，那样的天体叫做红巨星。

太阳在红巨星阶段将逗留几亿年。

那么，变成红巨星后的太阳究竟有多大呢？

一般认为，它的体积将达到目前体积的一千万倍，足以膨胀到目前的地球轨道之外。

这一阶段的太阳虽然表面温度有所降低，但因表面积的巨大增加，总光度依然极为惊人，约为目前光度的两千倍以上。

这是闪耀了近九十亿年的太阳在谢幕前的最后演出。

在这场演出中，离太阳最近的“群众演员”水星和金星将相继“殉职”，从太阳系行星行列中除名。

但我们脚下这颗地球的命运却比较微妙。

太阳的肚子虽然将膨胀到目前的地球轨道之外，但在这缓慢的膨胀过程中，比目前强劲得多的太阳风将带走大量的太阳物质（整个红巨星阶段被太阳风带走的质量有可能达到太阳总质量的1/3）。

太阳物质的损失将减弱太阳对地球的引力束缚，从而使地球公转轨道缓缓远离太阳。

不过，这种远离是否足以使地球躲过烈火焚身的浩劫，学术界尚无定论。

大家比较有共识的是：

地球似乎恰好踩在自己的生死线上，靠近一点就是死，离远一点则是生。

至于究竟是死还是生，不同的理论模型给出的结论不尽相同。

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【太阳变成红巨星后的地球想象图】

另外一点比较有共识的是，即便地球能侥幸躲过烈火焚身的浩劫，地球上的景象也将是不折不扣的地狱景象：

殷红似血的太阳几乎占据整个天幕，两千多度的高温从近在咫尺的天空中疯狂地倾泻着热量，地表的很多物质将被熔化，岩浆般的洪流四处流淌，使这个曾经如此多姿多彩的生命乐园变得面目全非。

但即便那样的浩劫也很可能只是将最终的毁灭稍稍延后一些而已，因为地球与比邻而居的太阳外层之间的潮汐作用将逐渐消耗地球轨道运动的能量，使地球的轨道逐渐向内缩减，重新投向死神的怀抱[注八]。

此时，太阳系外围天体的环境也将发生剧烈的变化，某些外行星卫星上的亘古寒冰将会融化，成为太阳系中新的海洋——当然，它们的成分与今天的地球海洋是截然不同的。

那么坍缩中的太阳核心又将如何呢？

它会一直坍缩下去吗？

由于氢的耗尽，太阳核心的主要成分将变成氦，随着氢壳层的不断燃烧，越来越多新生成的氦将加入到坍缩中的氦核心上。

而它的温度则随着坍缩的进行而不断升高。

最终，当氦核心的质量达到太阳总质量的45%以上时，它的坍缩将使温度升高到一亿度以上。

这时候，很“耐热”的氦核终于也被点燃了，开始发生氦核聚变成碳核12C，以及氦核与碳核聚变成氧核16O的核聚变反应。

这个点火过程几乎瞬息之间就能传遍整个氦核心，称为“氦闪”（Heliumflash）。

此后的太阳核心将进入最后一个燃烧阶段——氦燃烧阶段。

氦燃烧的一个很突出的特点，是它对温度的依赖性比氢燃烧还要敏感得多，哪怕核心温度只有2%的升高或降低，也会导致光度的加倍或减半。

由于这种敏感依赖性，太阳的光度和体积将会发生频繁的脉动，尚未被太阳风带走的太阳外层物质将会在这种脉动中惨遭抛弃。

与氢燃烧相似，氦燃烧也将经历一个核心区的氦先耗尽，然后延烧至核心区以外的一个壳层上的过程，只不过整个历时比氢燃烧短得多，总共只有几千万年。

在太阳这整个晚年阶段中被太阳风及脉动抛射出去的太阳外层的物质，将在行将就木的太阳周围形成一片美丽的小星云，称为行星状星云（planetarynebula）。

这种星云早在十八世纪时就已被发现，因其在小型望远镜中形象与行星相类似而得名。

但它们的真正身份则是在晚得多的时候才被“揭发”出来的。

“揭发”的证据主要有两条：

一是它们普遍在向外膨胀，说明它们是某种抛射过程的产物；

二是在它们的中心发现了致密的核心，那样的核心与耗尽了核燃料后的恒星残骸完全相符。

行星状星云中除了包含恒星外层那些未经燃烧的轻元素外，还包含一些被对流带到外层的碳、氧等恒星核聚变反应所生成的重元素。

在遥远将来的某一天，它们也许将与宇宙中的其它物质汇集成新的大型星际云，并成为新一代恒星，行星，乃至生命的原材料。

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【较著名的行星状星云：

环状星云（RingNebula）】

对于太阳来说，那时的它已用尽了所有可资利用的核燃料，抛掉了所有可以抛掉的外层物质，成为了一个富含氦燃烧产物——碳和氧——的光秃秃的内核。

当然，其中还有大量的电子，因为太阳核心是电中性的，不可能只有原子核。

这个内核的质量略多于目前太阳质量的一半，它初始时的温度极高，但却没高到足以点燃碳核与氧核的程度，燃烧了近百亿年的太阳核心烘炉就此永久性地熄了火。

那么，此时的太阳用什么来抗衡引力呢？

答案是：

依靠一种新的压强——电子简并压强（electrondegeneracypre